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La circulación atmosférica de Júpiter

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Dentro del Equipo de Atmósferas Planetarias del departamento de Física Aplicada de la Universidad del País Vasco y el Observatorio Esteve Duran, se ha realizado recientemente un estudio de la circulación global de la alta troposfera de Júpiter a partir de imágenes de archivo del Telescopio Espacial Hubble (HST). La resolución de las mejores imágenes tomadas por el Telescopio Espacial es comparable a la resolución media de las imágenes obtenidas casi 20 años antes por las sondas Voyager 1 y 2. Los resultados indican que la circulación global se ha mantenido en términos generales constante, aunque se detectaron algunos cambios en el régimen dominante de vientos jovianos. Volvamos hacia atrás en la historia, y procedamos poco a poco para describir uno de los principales fenómenos del Sistema Solar.

 

Una mirada atrás en la historia

Se dice que William Herschel entre 1777 y 1778, observando algunos detalles oscuros sobre Júpiter intentó determinar el período de rotación del planeta con exactitud para estudiar la rotación de la propia Tierra, tarea que abandonó al comprobar que detalles situados a distintas latitudes daban períodos de rotación diferentes. A finales del siglo XIX y principios del XX, la observación visual sistemática ya había sido capaz de determinar que los detalles que aparecían a ciertas latitudes se movían con velocidades de rotación muy específicas y ligeramente distintas entre si. Es lo que los primeros observadores del planeta bautizaron como “corrientes”.

Dichas observaciones dieron origen en 1892 a los populares sistemas I y II de Júpiter. Globalmente se encontró que las “manchas” situadas cerca del ecuador se mueven más rápidamente, es decir, con un período de rotación más corto, que las situadas a otras latitudes (Figura 1). En concreto, el denominado sistema I, obtenido a partir del promedio de las velocidades de rotación de detalles en la zona ecuatorial del planeta se estableció en 9h 50m y 30.0s. Mientras que el sistema II, basado en el período de rotación de la Gran Mancha Roja y muy cercano a los períodos de rotación de las formaciones situadas en el resto del planeta, se fijó en 9h 55m y 40.6s.

En realidad, y como ya veremos más adelante, la velocidad a la que se mueve una formación nubosa depende de la latitud y en general no es la misma para nubes situadas a diferentes latitudes. Es decir, que de forma casi invariable el período de rotación de un detalle particular diferirá en mayor o menor grado de los clásicos sistemas I y II. Aquí el observador paciente del planeta encontrará como unos detalles avanzan a otros en una danza fascinante debido a la diferencia de velocidades de rotación (Figura 2).

Figura 1. Los sistemas clásicos de Júpiter utilizados históricamente por los observadores del planeta. El sistema I, con un período de rotación de 9h 50m 30.0s se reserva para la zona ecuatorial del planeta, tal y como se muestra en amarillo, mientras que el sistema II en azul, con 9h 55m 40.6s, se aplica al resto del globo. Gráfico OED, Imagen Júpiter NASA.

Esta diversidad de velocidades de rotación dio pie, al principio de los estudios de Júpiter, a un sinfín de teorías más o menos pintorescas sobre la naturaleza física del planeta. Aunque la auténtica identidad (que no las causas), de las denominadas corrientes no fue desvelada hasta los sobrevuelos de Júpiter por las naves Voyager 1 y 2 en 1979.

Por lo que sabemos hoy en día, Júpiter debe ser un planeta fluido y sin corteza sólida como la de la Tierra. Si pudiésemos viajar a Júpiter en una nave capaz de soportar gigantescas presiones, comprobaríamos que en realidad el mayor de los planetas es lo más parecido que hay a un abismo insondable, compuesto en sus capas más externas de una gruesa atmósfera y un inmenso océano de hidrógeno molecular por debajo de ésta.

La naturaleza fluida del planeta es la principal responsable de que toda la atmósfera no gire a la misma velocidad. Puesto que en definitiva, aunque basada en lógicas razones de índole práctico, la elección de los sistemas I y II es arbitraria, los especialistas en planetología prefieren trabajar en el denominado sistema III. Júpiter posee un enorme campo magnético, el más intenso del Sistema Solar, que a través de sus interacciones con viento solar y su satélite Io se manifiesta como un potente emisor de ondas de radio. El campo magnético gira con el planeta y con él las emisiones de radio. El sistema III coincide precisamente con el período de rotación del campo magnético joviano. Puesto que el campo magnético debe estar enraizado en el interior del planeta, se supone que el período de rotación dado por el sistema III debe representar el auténtico período de revolución de Júpiter. Con un valor de 9h 55m y 29.7s éste difiere muy poco del sistema II.

Figura 2. Secuencia de imágenes de Júpiter obtenidas por Isao Miyazaki  desde Japón entre 1996 y 1997 con un telescopio de 40cm. La flecha marca la posición de un vórtice y su interacción con la gran Mancha Roja debida a la diferencia de velocidades de rotación entre ambos. Imágenes I. Miyazaki.

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Grup d'Estudis Astronòmics      

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